2015
Materi Olimpiade Kebumian
Astronomi
MATERI: PEMBENTUKAN JAGAT RAYA DAN TATA SURYA
Orang-orang Yunani saat itu menyadari bahwa Matahari, Bumi, dan Planet merupakan bagian dari sistem yang berbeda. Awalnya mereka memperkirakan Bumi dan Matahari berbentuk pipih tapi Phytagoras (572-492 BC) menyatakan semua benda langit berbentuk bola (bundar). Sampai dengan tahun 1960, perkembangan teori pembentukan Tata Surya dibagi dalam dua kelompok besar yakni masa sebelum Newton dan masa sesudah Newton. TEORI PEMBENTUKAN TATA SURYA SEBELUM NEWTON
Ptolemy dan Teori Geosentrik
Ptolemy (c 150AD) menyatakan bahwa semua objek bergerak relatif terhadap bumi. Tapi teori geosentrik mempunyai kelemahan, yaitu Matahari dan Bulan bergerak dalam jejak lingkaran mengitari Bumi, sementara planet bergerak tidak teratur dalam serangkaian simpul ke arah timur.
Teori Heliosentrik dan Gereja
Nicolaus Copernicus (1473-1543) merupakan orang pertama yang secara terang-terangan menyatakan bahwa Matahari merupakan pusat sistem Tata Surya, dan Bumi bergerak mengeliinginya dalam orbit lingkaran. Teori heliosentrik disampaikan Copernicus dalam publikasinya yang berjudul De Revolutionibus Orbium Coelestium kepada Paus Pope III dan diterima oleh gereja.
Tapi dikemudian hari setelah kematian Copernicus pandangan gereja berubah ketika pada akhir abad ke-16 filsuf Italia, Giordano Bruno, menyatakan semua bintang mirip dengan Matahari dan masing-masing memiliki sistem planetnya yang dihuni oleh jenis manusia yang berbeda. Pandangan inilah yang menyebabkan ia dibakar dan teori Heliosentrik dianggap berbahaya karena bertentangan dengan pandangan gereja yang menganggap manusialah yang menjadi sentral di alam semesta.
Lahirnya Hukum Kepler
Walaupun Copernicus telah menerbitkan tulisannya tentang Teori Heliosentrik, tidak semua orang setuju dengannya. Salah satunya, Tycho Brahe (1546-1601) dari Denmark yang mendukung teori matahari dan bulan mengelilingi bumi sementara planet lainnya mengelilingi matahari. Tahun 1576, Brahe membangun sebuah observatorium di pulau Hven, di laut Baltic dan melakukan penelitian disana sampai kemudian ia pindah ke Prague pada tahun 1596.
Di Prague, Brahe menghabiskan sisa hidupnya menyelesaikan tabel gerak planet dengan bantuan asistennya Johannes Kepler (1571-1630). Setelah kematian Brahe, Kepler menelaah data yang ditinggalkan Brahe dan menemukan bahwa orbit planet tidak sirkular melainkan elliptik.
Kepler kemudian mengeluarkan tiga hukum gerak orbit yang dikenal sampai saat ini yaitu:
-
Radius vektor menyapu luas yang sama dalam interval waktu yang sama.-
Kuadrat kala edar planet mengelilingi matahari sebanding dengan pangkat tiga jarak rata-rata dari matahari.TEORI PEMBENTUKAN TATA SURYA SESUDAH NEWTON
Kemunculan Newton dengan teori gravitasinya menjadi dasar yang kuat dalam menciptakan teori ilmiah pembentukan Tata Surya. Perkembangan teori pembentukan Tata Surya sampai dengan tahun 1960 terbagi dalam dua kelompok pemikiran, yaitu teori monistik dan teori dualistik.
Teori Komet Buffon
George comte de Buffon (1701-1788) dari Perancis mempostulatkan teori dualistik dan katastrofi yang menyatakan bahwa tabrakan komet dengan permukaan matahari menyebabkan materi matahari terlontar dan membentuk planet pada jarak yang berbeda. Kelemahannya Buffon tidak bisa menjelaskan asal komet. Ia hanya mengasumsikan bahwa komet jauh lebih masif dari kenyataannya.
Teori Nebula Laplace
Ada beberapa teori yang menginspirasi terbentuknya teori Laplace, dimulai dari filsuf Perancis, Renè Descartes (1596-1650) yang percaya bahwa angkasa terisi oleh “fluida alam semesta” dan planet terbentuk dalam pusaran air. Sayangnya teori ini tidak didukung dasar ilmiah.
Perkembangan teori pembentukan Tata Surya pada dekade terakhir abad ke-19 dan dekade pertama abad ke-20, didominasi oleh 2 orang Amerika yakni Thomas Chamberlin (1843-1928) dan Forest Moulton (1872-1952). Pada tahun 1890-an, Chamberlin menawarkan solusi untuk teori nebula Laplace.
Ia menawarkan adanya satu akumulasi yang membentuk planet atau inti planet (objek kecil terkondensasi diluar materi nebula) yang kemudian dikenal sebagai planetesimal.
Menurut Chamberlin, planetesimal akan bergabung membentuk proto planet. Namun karena adanya perbedaan kecepatan partikel dalam dan partikel luar, dimana partikel dalam bergerak lebih cepat dari partikel luar, maka objek yang terbentuk akan memiliki spin retrograde.
Proses Terbentuknya Bumi
Berdasarkan Teori Big Bang, proses terbentuknya bumi berawal dari puluhan miliar tahun yang lalu. Pada awalnya terdapat gumpalan kabut raksasa yang berputar pada porosnya. Putaran yang dilakukannya tersebut memungkinkan bagian-bagian kecil dan ringan terlempar ke luar dan bagian besar berkumpul di pusat, membentuk cakram raksasa. Suatu saat, gumpalan kabut raksasa itu meledak dengan dahsyat di luar angkasa yang kemudian membentuk galaksi dan nebula-nebula. Selama jangka waktu lebih kurang 4,6 milyar tahun, nebula-nebula tersebut membeku dan membentuk suatu galaksi yang disebut dengan nama Galaksi Bima Sakti, kemudian membentuk sistem tata surya.
Sementara itu, bagian ringan yang terlempar ke luar tadi mengalami kondensasi sehingga membentuk gumpalan yang mendingin dan memadat. Kemudian, gumpalan-gumpalan itu membentuk planet-planet, termasuk planet bumi.
Dalam perkembangannya, planet bumi terus mengalami proses secara bertahap hingga terbentuk seperti sekarang ini. Ada tiga tahap dalam proses pembentukan bumi:
- Awalnya, bumi masih merupakan planet homogeny dan belum mengalami
perlapisan atau perbedaan unsur.
-
Pembentukan perlapisan struktur bumi yang diawali dengan terjadinya diferensiasi. Material besi yang berat jenisnya lebih besar akan tenggelam, sedangkan yang berat jenisnya lebih ringan akan bergerak ke permukaan.MATERI: BINTANG
HUKUM PANCARAN
Sifat-sifat pemancaran cahaya bintang ternyata mendekati sifat-sifat pancaran benda hitam (benda ideal yang menyerap semua energi cahaya yang diterimanya), yaitu bintang memancarkan cahaya pada seluruh panjang gelombang, mulai dari sinar gamma hingga gelombang radio, namun intensitas (kekuatan) pancarannya tidak merata untuk semua panjang gelombang, artinya ada panjang gelombang tertentu dimana bintang akan paling kuat memancarkan cahaya. Secara matematis, panjang gelombang dimana intensitas mencapai maksimum berbanding terbalik dengan suhu efektif benda. Hal tersebut dinyatakan oleh hukum pergeseran Wien,
Dimana λ dinyatakan dalam cm, dan temperatur dalam Kelvin. TERANG BINTANG/ MAGNITUDO
Tingkat keterangan suatu bintang di langit ditentukan oleh seberapa besar energi cahaya yang kita terima dari bintang tersebut. Namun apakah bintang yang memiliki luminositas paling besar akan tampak paling terang di langit? Jawabannya tentu saja tidak, apabila bintang tersebut terletak sangat jauh, tentu cahaya yang datang akan redup. Hal ini menegaskan faktor lain yang mempengarhi keterangan bintang, yaitu jarak.
Untuk menyatakan terang suatu bintang, astronom biasa menggunakan satuan magnitudo, yang merupakan logaritma dari jumlah energi yang diterima. Hipparchos (astronom yunani kuno) membagi bintang-bintang menjadi enam satuan magnitude dimana bintang paling terang memiliki magnitudo 1 dan yang paling redup 6.
Magnitudo semu suatu bintang gagal menunjukan terang asli (luminositas) suatu bintang, karena ada satu faktor yang mempengaruhi yaitu jarak bintang. Sebagai contoh, bintang yang luminositasnya tinggi namun jarak dari pengamat sangat jauh akan memiliki magnitudo semu besar (redup di langit). Untuk menghapus pengaruh faktor jarak bintang, maka dibuat sistem magnitudo yang meletakkan semua bintang pada jarak yang sama, yaitu 10 parsec dan disebut magnitudo mutlak. Secara sederhana, magnitudo mutlak ialah magnitudo semu yang akan diamati apabila bintang berada pada jarak 10 parsec dari pengamat.
KELAS SPEKTRUM BINTANG
Astronom membentuk suatu sistem klasifikasi bintang yang didasari atas karakteristik garis absorpsi spektrum bintang tersebut. Klasifikasi awal ialah bintang diurutkan berdasarkan kekuatan / ketebalan garis-garis hidrogen (Antonia Maury). Bintang yang paling kuat garis hidrogennya dikelompokkan dalam kelas A, berurut abjad hingga kelas Q yang memiliki garis hidrogen paling lemah.
Klasifikasi Maury disempurnakan oleh Annie Cannon, rekannya di Observatorium Harvard. Cannon mengklasifikasikan bintang berdasarkan temperatur permukaannya. Hal ini dapat dilakukan dengan melihat panjang gelombang dimana terdapat intensitas pancaran
terbesar, dan menerapkan hukum pergeseran Wien. Intensitas maksimum ditunjukkan oleh bagian paling terang dari spektrum, dan panjang gelombangnya dapat diukur. Karena ke kanan panjang gelombang naik, maka bintang yang sebelah kiri tentu lebih panas (hukum Wien).
Namun, untuk bintang yang jauh, perbedaan antara intensitas maksimum dan sekitarnya akan menjadi tidak jelas, sehingga sulit untuk diamati. Alternatif lain penentuan kelas bintang ialah dengan mengamati garis hidrogen, berdasarkan pengetahuan bahwa kekuatan garis hidrogen berhubungan dengan suhu bintang. Pada suhu tertentu, garis hidrogen akan paling jelas, untuk suhu di atas atau di bawahnya, garis akan semakin tidak jelas. Suhu ideal tersebut dicapai oleh bintang kelas A. Lalu diamati dari kelas A sampai Q, bahwa ada beberapa kelas yang sama dan berulang, sehingga beberapa dihapus dan digabung, sehingga membentuk klasifikasi bintang modern sebagai berikut.
DIAGRAM H-R
Apabila kita membuat grafik kartesius dengan kelas spektrum bintang sebagai absis (sumbu-x) dan luminositas bintang sebagai ordinat (sumbu-y), lalu kita memplot bintang-bintang yang telah kita ketahui karakter fisisnya ke dalam grafik tersebut, kita akan mendapati bahwa bintang-bintang memiliki kecenderungan untuk mengisi daerah tertentu dalam grafik tersebut.
Grafik tersebut dibuat pertama kali oleh Ejnar Hertzprung dan Henry Russell pada 1910, dan dinamakan Diagram Hertaprung-Russell atau Diagram H-R, dan merupakan lompatan besar dalam pemahaman manusia terhadap evolusi bintang.
Kelas spektrum bintang berhubungan dengan temperaturnya, maka akan lebih akurat apabila kita memplot diagram H-R dengan absis logaritma temperatur, atau grafik y terhadap log x, yang berbeda dengan grafik y terhadap x biasa, dimana temperatur tertinggi terletak di sebelah kiri.
Secara umum, bintang dengan temperatur semakin tinggi akan terletak semakin ke kiri, dan bintang dengan daya pancar semakin besar akan terletak makin ke atas. Di daerah kiri bawah, kita akan menemui bintang-bintang dengan temperatur tinggi, namun memiliki daya pancar rendah, sehingga pasti ukurannya kecil dan disebut katai putih. Begitu pula dengan daerah kanan atas, yang pasti memiliki ukuran besar, sehingga disebut raksasa atau maharaksasa.
Banyak bintang yang teramati berada pada daerah V dimana luminositas bintang seimbang dengan temperaturnya, sehingga mengindikasikan ukuran yang proporsional. Bintang-bintang ini disebut deret utama.
EVOLUSI BINTANG Awal Kehidupan Bintang
Semua bintang berawal dari awan gas antarbintang. Sebagian memiliki kandungan materi-materi berat seperti oksigen atau silikon dalam beberapa persen massa, namun kebanyakan hanya mengandung zat paling sederhana di alam semesta, hidrogen. Adanya gangguan dari lingkungan, membuat awan gas tersebut menjadi tidak stabil dan terbentuk kumpulan-kumpulan massa yang masing-masing berotasi dan mengerut akibat gravitasi penyusunnya. Saat itu terbentuklah protobintang, yang boleh disebut sebagai “janin” bintang.
Seiring dengan menyusutnya protobintang, suhu, dan tekanan di pusat menjadi semakin tinggi. Apabila kedua variabel tersebut mencapai suatu nilai tertentu, maka terpiculah reaksi inti berantai yang mengubah hidrogen menjadi deuterium lalu menjadi helium. Tekanan radiasi ke arah luar tersebut mampu melawan tekanan gravitasi ke arah dalam, sehingga mencegah keruntuhan gravitasi lebih lanjut. Saat pertama kali terjadi reaksi inti tersebut boleh disebut sebagai momen kelahiran bintang, dimana untuk pertama kali dia bisa memancarkan energinya sendiri untuk menerangi alam semesta yang gelap. Apabila awan antarbintang memiliki massa yang terlalu sedikit, maka panas dan tekanan di inti tidak akan cukup untuk memicu reaksi inti hidrogen-deuterium-helium, dengan kata lain ia adalah bintang yang gagal terbentuk. Benda seperti ini disebut sebagai katai coklat. Ada beberapa katai coklat yang mampu menghasilkan reaksi inti hidrogen-deutrium, namun semua katai coklat akan tampak sangat redup, dan akan “berpendar” dalam waktu yang sangat lama. Kita dapat membayangkan katai coklat akan tampak serupa dengan planet Jupiter yang diterangi matahari, namun memiliki massa dan ukuran yang jauh lebih besar.
Masa Stabil Bintang
Evolusi bintang, sesungguhnya adalah pertarungan antara dua gaya, yaitu gaya gravitasi ke arah pusat bintang melawan gaya tekan radiasi ke luar. Ukuran bintang akan stabil apabila besarnya kedua gaya tersebut sama. Keadaan tersebut tidak tercapai segera setelah pembakaran pertama, namun bintang harus melewati masa “remaja” yang tidak stabil terlebih dahulu meskipun sangat singkat.
Setelah dalam tahap sebelumnya kedudukan bintang dalam diagram H-R berubah-ubah secara cepat, pada saat bintang telah mencapai keadaan stabil barulah dia akan mencapai titik yang tetap di diagram tersebut, yaitu di daerah deret utama, dimana dia akan menghabiskan waktu paling lama dalam hidupnya, yang juga merupakan masa “dewasa” suatu bintang. Letak setiap bintang di deret utama tidak sama dan bergantung pada massa awal bintang, dimana bintang bermassa lebih besar akan terletak lebih ke atas (pada sabuk deret utama), memenuhi hubungan luminositas bintang pangkat tiga sebanding dengan massa bintang. Bintang bermassa besar akan memiliki gaya gravitasi ke dalam yang juga besar, sehingga membutuhkan energi dalam jumlah besar untuk mengimbanginya, yang akhirnya mengakibatkan proses pembakaran yang lebih boros pula. Akibatnya, semakin besar massa bintang, semakin cepat dia “kehabisan” bahan bakar dan meninggalkan deret utama. Bintang berukuran sedang seperti matahari akan menghabiskan 10 miliar tahun bumi untuk berada di deret utama, dan saat ini sedang berada kira-kira di tengah-tengah masa tersebut. Bintang-bintang bermassa 20 kali massa matahari hanya akan memiliki waktu sekitar beberapa juta tahun saja, dan berlaku sebaliknya untuk bintang bermassa kecil.
Perjalanan hidup bintang bermassa sama dengan matahari di dalam diagram H-R, dimulai dari awan antar bintang (titik 1), lalu tahap protobintang (2), mencapai kestabilan di deret utama (3), mengembang
Pasca Deret Utama
Akibat pembakaran terus menerus jumlah hidrogen di pusat semakin kecil, sementara terjadi tumpukan “abu” sisa pembakaran berupa helium. Pada akhirnya hidrogen di pusat akan habis dan pusat bintang akan mengalami keruntuhan gravitasi. Bagi bintang yang memiliki massa sedang atau besar (>0,5 massa matahari), mengerutnya inti akan menyebabkan suhu dan tekanan di inti begitu besar, sehingga memicu terjadinya reaksi termonuklir kedua, yang mengubah helium menjadi karbon. Akibatnya bintang akan mempunyai dua reaksi pembakaran, yaitu fusi helium di inti, dan fusi hidrogen di kulit inti. Meningkatnya Laju pembakaran hidrogen dan adanya tambahan energi dari fusi helium akan menyebabkan bintang mengembang, bagi bintang bermassa sedang akan menjadi raksasa merah, dan bintang bermassa besar akan menjadi maharaksasa. Proses ini juga menyebabkan suhu permukaan bintang turun, sehingga warnanya akan menjadi lebih merah dari saat dia di deret utama. Awal terjadinya fusi helium biasanya ditandai oleh peristiwa helium flash, yaitu peningkatan kecerlangan secara tiba-tiba suatu bintang akibat fusi kedua tersebut.
Pembakaran helium hanya akan terjadi apabila massa bintang cukup besar untuk memberikan suhu dan tekanan tertentu di pusat. Maka bintang bermassa kecil tidak akan berkembang menjadi raksasa atau maharaksasa, tetapi melewati masa yang sangat lama dan ukuran yang relatif stabil hingga akhirnya kehabisan hidrogen di inti untuk dibakar. Akhir Hidup Bintang
Bagi bintang dengan massa sedang hingga besar, proses fusi tidak hanya berhenti pada reaksi helium menjadi karbon. Pada akhirnya proses yang sama yang menyebabkan pembakaran helium akan terulang lagi, sehingga memaksa terjadinya reaksi fusi ketiga, karbon menjadi neon yang terjadi di inti. Sementara itu di kulit inti masih terjadi pembakaran helium, dan diatas lapisan helium masih terjadi fusi hidrogen. Proses diatas terus berlanjut hingga berturut-turut terjadi reaksi fusi neon menjadi oksigen, neon-magnesium, oksigen-silikon, dan proses lain yang semuanya membutuhkan suhu dan tekanan yang semakin tinggi untuk dapat terjadi, sehingga hanya bintang bermassa sangat besarlah yang bisa mencapai tahap reaksi akhir: pembentukan inti besi, yang merupakan unsur paling berat yang bisa dibentuk di inti bintang.
Hasilnya di akhir hidupnya, bintang akan dalam keadaan berlapis-lapis seperti bawang, yang terdiri dari zat-zat yang pernah dibentuknya mulai dari hidrogen yang paling luar, lalu helium dibawahnya, dan seterusnya. Lapisan terdalam ditentukan oleh massa bintang. Di pusat bintang bermassa seperti matahari akan diisi oleh karbon, karena tidak akan mampu membentuk inti Neon. Sementara pada bintang yang lebih besar bisa ditemui Oksigen. Dan pada bintang bermassa sangat besar baru akan ditemui pusat besi. Setelah bintang tidak mampu lagi membakar materi di inti, maka saat itulah bintang akan mendekati keruntuhan gravitasi. Yaitu dimana energi yang dihasilkan tidak mampu menahan gaya gravitasinya sendiri, akibatnya bintang akan menyusut. Seiring menyusutnya ukuran bintang, tekanan degenerasi elektron semakin besar karena elektron-elektronnya akan semakin rapat. Bagi bintang bermassa kurang dari 1,44 massa matahari (batas ini dirumuskan oleh ilmuwan India-Amerika Subramaniyan Chandrasekhar) tekanan tersebut akan cukup untuk menghentikan keruntuhan gravitasi, dan bintang akan berhenti mengerut saat berukuran tidak jauh dari ukuran bumi, dan disebut bintang katai putih.
Katai putih akan menjadi akhir dari kehidupan matahari, setelah sebelumnya akan membentuk nebula planeter, yaitu awan gas yang terbentuk ketika terjadi pembakaran helium, dimana lapisan terluar bintang akan “lepas” dan meninggalkan bintang. Kabut tersebut biasa terbentuk pada bintang semassa matahari. Meskipun telah “pensiun”, bintang katai putih masih akan melakukan reaksi fusi dan akan menghabiskan bahan bakarnya secara perlahan selama sisa hidupnya, hingga akhirnya berhenti memproduksi energi, dan “mati” sebagai bintang katai gelap. Masa hidup bintang-bintang bermassa kecil ini sangat lama, sehingga umur alam semesta saat ini belum cukup untuk membentuk bahkan satu katai gelap pun.
Lapisan-lapisan bintang bermassa sangat besar, di akhir hidupnya sesaat
sebelum terjadi keruntuhan gravitasi
Bagi bintang yang memiliki massa diatas batas Chandrasekhar, tekanan degenerasi elektron tidak kuasa menahan laju keruntuhan bintang. Sementara dia terus menyusut, suhu dan tekanan akan meningkat secara drastis, hingga akhirnya mencapai suatu titik dimana seluruh permukaannya, yang pada dasarnya merupakan bahan bakar, dari mulai hidrogen hingga yang terdalam, akan terpicu oleh suatu reaksi berantai yang tiba - tiba, layaknya satu gedung penuh bubuk mesiu yang diledakkan secara serentak dan tiba-tiba. Hasilnya adalah suatu ledakan mahadashyat yang disebut supernova. Kecerlangan bintang bisa meningkat jutaan kali lipat akibat supernova, bahkan sekitar 1000 tahun yang lalu, terdapat catatan dari astronom Cina yang mengamati adanya bintang yang tiba-tiba menjadi sangat terang sehingga dapat dilihat di siang hari. Setelah diamati posisinya saat ini, yang tampak disana ialah nebula sisa supernova yang disebut crab nebula. Dapat disimpulkan bahwa bintang yang tampak di siang hari tersebut adalah suatu bintang yang mengalami supernova. Supernova melepaskan energi yang luar biasa besar dan sebagian materi bintang dimuntahkan dari permukaannya. Bahkan supernova adalah salah satu sumber “pengotor” awan gas antarbintang, sehingga memiliki unsur berat seperti oksigen, besi, dan silikon yang terbentuk di inti bintang. Keberadaan unsur-unsur berat tersebut di bumi dan bahkan di dalam tubuh kita mengindikasikan awan gas antarbintang yang membentuk matahari, dahulu setidaknya telah terpengaruh oleh supernova.
Setelah supernova, jalan hidup bintang bergantung pada massanya. Bagi bintang yang massanya dibawah 3 massa matahari (batasnya sendiri masih berupa perkiraan), materi yang tersisa dari supernova akan terus menyusut hingga ukuran sangat kecil (hanya beradius sekitar 10 km saja), dimana tekanan neutron mampu menolak keruntuhan lebih lanjut. Saat itu gaya elektromagnet yang memisahkan dua inti atom telah terkalahkan, sehingga atom-atom menjadi sangat rapat dan dekat sehingga tampak seperti bola-bola neutron. Bintang seperti ini disebut bintang neutron. Dapat dibayangkan bagaimana kerapatan bintang neutron ini, dimana satu sendok teh permukaanya bisa memiliki massa hingga 20 ton!
Crab Nebula (M1) yang merupakan sisa supernova, dimana ditengahnya
ditemui sebuah pulsar.
Bintang neutron adalah pemancar gelombang radio yang sangat kuat, dan akibat rotasinya, dan arah sumbu rotasinya terhadap bumi, gelombang radio yang diterima oleh bumi tampak seperti denyutan-denyutan dengan periode tertentu. Semula diduga denyutan tersebut adalah sinyal dari makhluk dari luar angkasa. Namun setelah diteliti lebih lanjut dapat dipastikan gelombang tersebut berasal dari bintang neutron yang berputar cepat, dan disebut PULSAR (Pulsating Radio Source). Semakin kecil radius bintang neutron, rotasinya semakin cepat karena kekekalan momentum sudut. Bagi bintang-bintang yang massanya melebihi 3 massa matahari, setelah supernova, bahkan tekanan neutron pun sudah tidak mampu lagi mencegah keruntuhan bintang. Akibatnya tidak ada lagi gaya apapun yang bisa melawan gaya gravitasi. Akibatnya bintang akan menyusut hingga satu titik singularitas dimana bahkan cahaya tidak lagi bisa melepaskan diri dari permukaannya (karena massa yang besar dan radius yang luar biasa kecil) kerana kecepatan lepas di permukaannya melebihi kecepatan cahaya. Benda seperti ini disebut sebagai lubang hitam atau black hole.
Keberadaan lubang hitam sendiri diprediksikan secara teori dan telah dibuktikan secara observasi. Meskipun cahaya tidak bisa meninggalkan permukaan black hole (otomatis kita tidak bisa mendeteksi black hole tersebut), namun apabila black hole tersebut adalah anggota dari sistem bintang ganda (sistem dua bintang yang mengitari pusat massa sistem) dia akan dapat dideteksi. Bila di dekatnya ada sebuah bintang lain yang masih “hidup” dan jaraknya cukup dekat maka akan terjadi perpindahan materi dari bintang ke black hole
membentuk suatu piringan akresi (piringan yang berupa materi yang berpindah dan bergerak mengitari benda tujuan secara spiral dengan radius yang semakin lama semakin mengecil). Jumlah black hole di alam semesta ini diperkirakan cukup banyak. Kemungkinan benda yang ada di pusat galaksi-galaksi adalah Black Hole, sebab dibutuhkan massa yang sangat besar untuk bisa menggerakkan satu galaksi agar tunduk pada dirinya.
RASI BINTANG
Titik-titik yang berkelap-kelip di langit yang disebut bintang sebenarnya masing - masing adalah sebuah benda serupa Matahari kita. Karena jaraknya yang sangat jauh cahayanya tampak sangat redup dibandingkan dengan cahaya Matahari kita. Bahkan pada zaman dahulu orang membedakan antara Matahari dengan bintang. Padahal sesungguhnya matahari bukan suatu bintang yang spesial.
Menurut imajinasi manusia, bintang-bintang di langit nampak membentuk pola – pola yang menggambarkan bentuk khusus. Oleh karena itu bintang-bintang yang dekat arah datang cahayanya dikelompokan dan dinamai berdasarkan figur yang terbentuk olehnya (rasi bintang), yang kebanyakan berdasarkan mitos dan legenda setempat.
Namun, akibatnya penamaan menjadi berbeda-beda bergantung pada tempat. Misalnya rasi Scorpio (kalajengking) oleh bangsa Yunani, namun oleh orang Jawa disebut rasi Kelapa Doyong, karena dinilai mirip pohon kelapa yang miring.
Di zaman modern ini, rasi bintang digunakan bukan hanya untuk menamai bentuk, namun juga untuk membagi daerah. Seluruh bola langit dibagi ke dalam 88 daerah rasi bintang, yang dinamakan berdasarkan tata penamaan orang Yunani. Tiga belas diantara rasi-rasi bintang itu dilintasi oleh matahari sepanjang tahun, dan 12 di antaranya dinamakan rasi zodiak. Seseorang dikatakan memiliki rasi Aries bila saat dia lahir matahari berada di rasi tersebut. Satu rasi lagi Ophiucus (sang pemegang ular) tidak diikutsertakan dalam zodiak namun letaknya berada diantara rasi scorpio dan Sagittarius.
Bintang paling terang dalam satu rasi dinamakan bintang Alpha (misal Alpha cygnii adalah bintang paling terang dari rasi cygnus), kedua Beta, ketiga Gamma, dan seterusnya menurut abjad Yunani. Bintang-bintang dalam satu rasi tidak harus dekat dalam kenyataannya, namun hanya tampak dekat dilihat dari bumi. Sebagai contoh bintang Alpha Centauri yang merupakan bintang terdekat dengan matahari, berjarak 4,26 tahun cahaya, sementara Beta
Centauri berjarak 360 tahun cahaya, namun keduanya Nampak bersebelahan dilihat dari bumi.
Berikut adalah daftar beberapa rasi, dan kapan dia bisa dilihat di meridian pengamat (lingkaran besar yang melalui KLU, Zenith, dan KLS) saat tengah malam waktu lokal.
15 bintang paling terang di langit dan magnitudo tampak (skala keterangan) masing – masing ialah:
1. Sirius (-1,46) 5. Vega (0,03) 9. Achernar (0,46) 13. Aldebaran (0,85) 2. Canopus (-0,72) 6. Capella (0,08) 10. Betelgeuse (0,50) 14. Acrux (0,87) 3. Rigil Kent (-0,27) 7. Rigel (0,12) 11. Agena (0,60) 15. Antares (0,96) 4. Arcturus (-0,04) 8. Procyon (0,34) 12. Altair (0,77)
MATERI: PLANET
Resolusi 5A (IAU, 14-26 Agustus 2006): International Astronomical Union (IAU) telah menetapkan bahwa "planet" dan benda lainnya di dalam Tata Surya didefinisikan dalam tiga kategori berikut :
a. Planet adalah benda langit yang :
- Mempunyai cukup massa sehingga gaya gravitasinya mampu mempertahankan bentuknya mendekati bundar dan ada dalam keseimbangan hidrostatik.
- Bebas dari tetangga disekitar orbitnya.
- Mengorbit di sekeliling Matahari, tidak memotong orbit planet yang lain. b. Planet kerdil adalah benda langit dengan sifat:
- Lintasannya mengelilingi Matahari.
- Mempunyai cukup massa, sehingga mempunyai gravitasi sendiri, dalam keseimbangan hidrostatik bentuknya bundar.
- Tidak mempunyai tetangga disekitar orbitnya dan ia bukan suatu satelit.
c. Seluruh objek kecuali satelit yang bergerak mengelilingi Matahari disebut “Benda Kecil Sistim Tata Surya”.
Di langit, planet-planet dapat dibedakan dari bintang, karena cahayanya yang tidak berkelap-kelip. Hal tersebut disebabkan oleh dekatnya jarak planet dengan bumi. Selain itu, diameter sudut planet akan jauh lebih besar dari diameter sudut bintang (yang berupa benda titik) dan dari teleskop akan tampak seperti piringan.
Planet-planet tidak akan ditemui terlalu jauh dari ekliptika bumi sebab bidang orbit semua planet hanya membentuk sudut kecil terhadap ekliptika. Maka planet-planet bisasanya ditemui berada pada rasi zodiak.
Planet-planet yang dapat dilihat oleh mata telanjang hanya Merkurius, Venus, Mars, Jupiter, dan Saturnus. Astronom terlatih dan beberapa orang dengan kemampuan khusus dapat melihat planet Uranus, yang sangat redup dan berada pada batas penglihatan manusia normal.
Planet-planet dapat dikelompokkan menjadi dua:
a. Planet terrestrial (= seperti Bumi) (Merkurius, Venus, Bumi, dan Mars). b. Planet Jovian (= seperti Jupiter) (Jupiter, Saturnus, Uranus, dan Neptunus).
Jika dibandingkan dengan planet Jovian, planet terrestrial lebih kecil, lebih padat, lebih banyak mengandung material batuan, kecepatan rotasi yang lambat, dan atmosfernya tipis.
Merkurius
Merupakan planet yang kecil, padat, tidak memiliki atmosfer, dan planet yang memiliki temperatur paling ekstrim.
Venus
Planet paling cerah di langit, memiliki atmosfer yang tebal, 97%-nya merupakan CO2, permukaannya lunak dan vulkanik yang tidak aktif, tekanan permukaan atmosfer 90 kali lebih tinggi daripada Bumi, dan temperatur permukaannya 475°C.
Merkurius Venus Mars
Planet merah, memiliki CO2 dalam atmosfer hanya 1% seperti Bumi, ada badai debu yang besar, banyak sekali vulkanik yang tidak aktif, banyak tebing yang besar, dan beberapa lembah yang masih diperdebatkan apakah itu bekas dilalui oleh sungai sebagaimana di Bumi.
Mars (kiri) dan bukti keberadaan air di Mars (kanan)
Jupiter
Planet terbesar, berotasi sangat cepat, nampak memiliki sabuk yang disebabkan oleh arus konveksi yang besar yang dikontrol oleh panas dari dalam planet, memiliki Great Red Spot yang ukurannya bervariasi, memiliki cincin yang tipis, dan sedikitnya 63 bulan yang berotasi mengelilinginya (salah satunya Io, yang mungkin objek tata surya yang paling aktif vulkaniknya).
Jupiter dan Great Red Spot
Bulan-bulan terbesar Jupiter (Io, Europa, Ganymede, dan Callisto).
Saturnus
Dikenal dengan sangat baik karena sistem cincinnya. Memiliki atmosfer yang dinamis dengan angin yang mencapai kecepatan 930 mil/jam, dan badai yang mirip dengan Great Red Spot di Jupiter.
Uranus dan Neptunus
Sering disebut planet kembar karena kemiripan struktur dan komposisinya. Ciri yang unik dari Uranus ialah cara berotasinya yang miring. Neptunus, memiliki awan berwarna putih seperti cirrus di atas awan utamanya, memiliki Great Dark Spot yang seukuran Bumi, diasumsikan merupakan badai besar yang berotasi, mirip dengan Great Red Spot di Jupiter.
Uranus Neptunus
Besaran Planet-Planet Dalam Planet-Planet Luar
Persentase H dan He rendah (banyak lepas) tinggi (lebih terikat)
dibandingkan Surya
Persentase oksigen lebih tinggi lebih rendah
dibandingkan Surya
Sifat kimiawi atmosfer mengoksidasi mereduksi
Atmosfer Atom volatil berat Volatil ringan H2 + He
Inti Batuan; logam Batuan; es
Komposisi terhadap telah ber-evolusi akan ber-evolusi
MATERI: BENDA-BENDA LANGIT
GALAKSI, NEBULA, KLUSTER BOLA
Apabila kita mengamati langit di tempat yang jauh dari polusi cahaya kota, dan di malam tanpa Bulan, maka kita akan mendapati di langit terdapat kabut putih tipis yang membentang luas seperti sungai di angkasa, namun bentuknya tidak berubah, dan tampak bergerak mengikuti bola langit. Sebenarnya itu adalah bagian galaksi bima sakti (milky way) galaksi dimana matahari berada. Terlihat seperti kabut karena terlalu jauhnya bintang-bintang tersebut sehingga mata kita tidak bisa membedakan satu sama lain, dan hanya menangkap energi cahaya redup gabungannya. Arah pusat galaksi bima sakti kira-kira sekitar arah rasi Sagittarius, dan arah berlawanan arah pusat galaksi ialah arah rasi Auriga. Sehingga kita bisa melihat kabut putih tersebut sangat pekat di daerah dekat Sagittarius. Galaksi di luar Bima Sakti karena jaraknya yang sangat jauh tidak akan tampak oleh mata telanjang kecuali 4 galaksi: Awan Magellan besar di rasi Dorado, Awan Magellan kecil di rasi Tucana, Galaksi Andromeda (M31) di rasi Andromeda, dan galaksi Triangulum (M33) di rasi Triangulum.
Galaksi, Nebula, dan Globular Cluster didaftar oleh Astronom Perancis Charles Messier dalam katalog yang dinamakan atas namanya. Benda-benda itu diberi kode M1, M2, M3 dan seterusnya hingga M110. Hingga kini penamaan Messier masih dipakai meskipun perkembangan teleskop menunjukkan ada lebih dari 110 benda-benda tersebut. Dalam keperluan pendataan objek redup langit modern dibuat katalog baru misalnya NGC, HIP, TYC, dan lain lain.
ASTEROID
Kebanyakan asteroid terletak di antara orbit Mars dan Jupiter. Asteroid ialah batuan dan puing-puing logam dari nebula tata surya yang tidak pernah berakresi menjadi planet.
Orbit asteroid yang tidak beraturan KOMET
orbit yang memanjang hingga lebih jauh dari Pluto. Komet atau bintang berekor ialah anggota tata surya yang dari bumi terlihat gerakannya sangat tidak tunduk terhadap gerakan bola langit, dan terlihat hanya saat tertentu lalu menghilang. Masyarakat zaman dahulu belum bisa memprediksi dan menghitung gerakan dan posisi komet, ketidaktahuan tersebut menimbulkan ketakutan pada masyarakat zaman dahulu bahwa komet adalah pembawa pesan khusus dari langit atau bencana. Barulah setelah ilmu pengetahuan astronomi berkembang, dan Edmund Halley (teman dari Isaac Newton) berhasil memprediksi kedatangan komet dan posisinya di langit, masyarakat mulai percaya bahwa komet hanyalah salah satu anggota tata surya yang mengelilingi matahari dan tunduk pada hukum-hukum Newton.
Bagi pengamat dengan mata telanjang, beberapa komet akan tampak cemerlang dan memiliki ekor yang panjang dan selalu melawan arah dari Matahari, dengan magnitudo bervariasi dan maksimal saat paling dekat dengan matahari. Kebanyakan komet hanya dapat dilihat dengan bantuan alat. Komet yang memiliki lintasan elips (biasanya memiliki eksentrisitas elips mendekati 1, artinya sangat lonjong) disebut komet periodik, karena akan mengitari matahari dengan suatu periode tertentu. Misalnya komet Halley dengan periode 76 tahun bumi. Komet-komet yang memiliki lintasan parabola hanya akan mendekati Matahari sekali dan tidak akan kembali lagi.
Ekor komet yang menjauh dari matahari METEOROID
Adalah benda - benda serpihan yang berada di tata surya. Karena massanya kecil, kadangkala ia tertarik oleh gravitasi suatu planet dan jatuh ke planet tersebut. Saat memasuki bumi, akibat gesekannya dengan atmosfer ia akan tampak seperti bintang jatuh/bintang beralih, disebut meteor. Apabila Meteor tidak terbakar habis di atmosfer dan mencapai permukaan bumi disebut meteorit. Mengapa Meteor akan terlihat paling banyak di langit setelah tengah malam menjelang pagi?
Hujan Meteor terjadi ketika Bumi bertemu dengan kumpulan besar Meteoroid, yang kemungkinan merupakan material yang lepas dari komet.
Hujan meteor yang besar PLANET KERDIL
Planet kerdil di tata surya ada tiga: Pluto, Ceres, dan Eris. Ketiganya hanya akan terlihat dengan bantuan teleskop. Begitu pula dengan asteroid dan benda-benda kecil tata surya lainnya. Pluto dimasukkan ke dalam kelompok baru dalam tata surya, yaitu objek planet kerdil (dwarf planets).
MATERI: POSISI BUMI, PLANET, DAN MATAHARI
Planet-planet juga memiliki fase (seperti layaknya bulan) yang tergantung pada posisi matahari, planet, dan bumi. Akibatnya terang (magnitudo) semu akan berubah-ubah. Sudut pisah antara suatu planet dengan matahari dilihat dari bumi disebut sudut elongasi. Diamati dari Bumi dari hari ke hari, planet akan terlihat bergerak dengan latar belakang bintang-bintang, dengan arah barat ke timur (berlawanan arah bola langit). Gerakan ini disebut gerak direct dan menggambarkan arah yang benar dari arah revolusi planet inferior mengitari Matahari. Namun ada kalanya planet tampak bergerak dari timur ke barat dan disebut gerak retrograd.
Gambar disamping menunjukkan konfigurasi planet inferior. Gerak retrograd terjadi ketika planet melintas diantara Bumi dan Matahari (saat bergerak dari B ke F). Namun karena kebanyakan planet inferior hanya dapat diamati saat senja/fajar maka gerak retrograd ini tidak teramati.
Posisi Planet inferior :
C-Elongasi Timur Maksimum (ETM) - senja D-Konjungsi Inferior
E-Elongasi Barat Maksimum (EBM) - fajar A-Konjungsi Superior
Perlu diingat bahwa keadaan C dan E terjadi saat sudut Matahari-planet inferior-Bumi 90°.
Sekarang perhatikan kembali gambar diatas, dan sekarang tukar Bumi menjadi yang di orbit dalam, sehingga gambar di atas menunjukkan konfigurasi planet superior.
Posisi Planet superior, saat Bumi di posisi: A – Konjungsi (Elongasi 0° )
C – Kuadratur Barat ( Elongasi 90°) D – Oposisi (Elongasi 180° – maks) E – Kuadratur Timur (Elongasi 90°)
Gerak retrograd bagi planet superior terjadi karena semakin dekat suatu planet ke Matahari, semakin cepat kecepatan orbitnya, maka akan ada periode ketika Bumi melintas di antara planet superior dan Matahari, planet akan “tersusul” oleh bumi, sehingga tampak bergerak mundur, seperti diilustrasikan gambar disamping. Gerak retrograd selalu terjadi beberapa waktu sebelum dan sesudah planet superior mencapai fase oposisi.
Seandainya kita mengetahui waktu antara satu oposisi ke oposisi berikutnya atau satu fase ke fase yang sama lagi (Periode Sinodis) yang dapat diamati dengan mudah dari bumi, dapatkah anda menghitung periode revolusi planet tersebut terhadap matahari ? (Perhitungan ini dipakai Astronom
purba untuk menghitung secara kasar periode revolusi suatu planet, dan nantinya berujung pada jarak planet ke Matahari).
Merkurius
Merkurius sangat sulit untuk dilihat, karena sebagai planet inferior dan terdekat dengan Matahari, sudut elongasi Venus tidak pernah lebih besar dari 28°. Saat terbaik melihat Merkurius adalah sekitar 40 menit sebelum Matahari terbit atau setelah Matahari terbenam. Merkurius akan tampak seperti bintang yang sangat terang (magnitudo tampak saat elongasi maksimal, bervariasi sekitar –0,2), terletak 6 – 18 derajat diatas horizon di daerah yang terpendarkan oleh cahaya matahari yang tersembunyi.
Merkurius akan mencapai elongasi maksimum timur (tampak senja) berikutnya tanggal 2 Juni 2007, 28 September 2007. Dan akan mencapai elongasi maksimum barat (tampak pagi) berikutnya tanggal 22 Maret 2007, 21 Juli 2007, 9 November 2007. Dari satu ETM ke ETM berikutnya dibutuhkan waktu sekitar 4 bulan (periode sinodis 115,88 hari). Sementara dari ETM ke EBM hanya butuh 45 hari, sementara dari EBM ke ETM butuh sekitar 75 hari.
Venus
Venus adalah benda paling terang ketiga di langit dengan magnitudo tampak saat elongasi bervariasi disekitar –4,2 (sekitar 15 kali lebih terang dari Sirius). Seperti halnya Merkurius, Venus tidak akan jauh dari Matahari. Saat elongasi maksimum (sekitar 46°), untuk mata telanjang Venus akan tampak seperti bintang, namun dengan binokular/teleskop akan terlihat seperti sabit.
Venus akan mencapai ETM (saat senja) berikutnya tanggal 10 Juni 2007 dan 14 Januari 2009. Mencapai EBM (saat fajar) berikutnya tanggal 29 Oktober 2007, dan 9 Juni 2009. Periode Sinodis planet Venus sekitar 19 Bulan (583,92 hari). Dari ETM ke EBM butuh 20 minggu dan dari EBM ke ETM butuh 63 minggu.
Mars
Seperti halnya semua planet superior, 1-2 bulan setelah fase konjungsi, planet akan tampak mulai pagi hari di sebelah timur, setiap harinya lalu Planet akan terbit lebih awal. Saat kuadratur barat, planet akan terbit tengah malam dan mencapai meridian saat fajar. Ketika fase oposisi dimana planet akan mencapai kecerlangan maksimal, (untuk Mars dengan magnitudo sekitar –1 sampai –2.8), dia akan terbit sekitar saat matahari terbenam (senja), melintas meridian saat tengah malam, dan tenggelam saat fajar. Mars akan terlihat seperti bintang berwarna merah yang sangat terang dan sepintas mirip dengan bintang Antares, yang dinamakan dengan nama dari lawan - lawan dewa perang Yunani/Romawi (Mars = Ares) yaitu Antares atau anti-Ares.
Dari satu oposisi ke oposisi berikutnya membutuhkan sekitar 780 hari, dan gerak retrograd akan dimulai sekitar lima minggu sebelum setiap oposisi dan berlangsung 10 minggu, mencakup jarak 150 di langit. Oposisi Mars berikutnya akan terjadi tanggal 24 Desember 2007, dan 29 Januari 2010.
Jupiter
Jupiter akan nampak oleh mata telanjang saat oposisi dengan magnitudo sekitar –2,5; akan lebih terang dari bintang manapun. Dengan teleskop kecil, kita bahkan bisa melihat satelit-satelit Jupiter yang terbesar (Bulan Galilean) bergerak mengitarinya. Oposisi Jupiter akan berlangsung sekitar satu bulan lebih lambat setiap tahun, dengan setiap oposisi akan berlangsung sekitar 30 0 lebih timur dari sebelumnya. Gerak retrograd akan berlangsung selama 8 minggu sebelum dan sesudah oposisi, dan mencakup jarak 10°. Oposisi Jupiter berikutnya ialah tanggal 5 Juni 2007 dan 9 Juli 2008.
Saturnus
Magnitudo semu dari Saturnus saat oposisi akan sekitar 0,7; tidak terlalu terang dan akan tampak seperti bintang biasa namun kita dapat membedakannya dengan mudah. Dengan teleskop kita dapat mengamati cincin Saturnus yang anggun, dan cincin ini akan berbeda-beda penampakannya dari bumi tergantung posisi Bumi-Saturnus saat itu. Saturnus akan kembali ke oposisi dua minggu lebih lambat setiap tahun, dengan setiap oposisi berlangsung kurang lebih 130 lebih ke timur dari oposisi sebelumnya. Gerak retrograd akan berlangsung 10 minggu sebelum oposisi, berlangsung selama 20 minggu dan mencakup 70 di langit. Oposisi berikutnya akan berlangsung tanggal 24 Februari 2008 dan 8 Maret 2009. Uranus dan Neptunus
Bagi pengamat biasa, Uranus tidak akan terlihat lewat mata telanjang. Namun bagi pengamat yang berpengalaman akan dapat mengamati Uranus saat cuaca bagus dan di tempat sangat terpencil dari lampu kota. Uranus akan terlihat seperti bintang yang sangat redup sehingga sulit MATEdibedakan, sehingga lebih mudah dengan bantuan binokuler dan peta bintang yang akurat, sebab magnitudonya saat oposisi hanya sekitar +5,5 yang sangat dekat dengan batas penglihatan manusia. Maka tidak heran Uranus adalah planet pertama yang memiliki “penemu”, yaitu oleh William Herschel tahun 1781. Herschel adalah orang pertama yang menyatakan cahaya redup Uranus sebagai cahaya sebuah Planet.
Neptunus akan memiliki magnitudo 7,9 dan jauh dibawah batas penglihatan manusia, sehingga hanya dapat diamati melalui teleskop.
SUMBER:
Earth Science; twelfth edition, Oleh Edward J. Tarbuck, Frederick K. Lutgens, dan Dennis Tasa, Penerbit: Pearson International Edition; Astronomy principles and practice by A.E Roy; Astrofisika by Winardi Sutantyo; Diktat Pelatihan Astronomi tingkat Nasional; Philip’s Pocket Star Atlas by John Cox; Software Starry Night (www.StarryNight.com); Wikipedia (www.wikipedia.com)
